Radiální rychlost

Rozdělení orbitální rychlosti (červené šipky) na radiální rychlost (zelené šipky) a tangenciální rychlost (modré šipky) na příkladu letadla letícího kolem radarového zařízení

Radiální rychlost (z latinského poloměru „prut“, „paprsek kola“) v kruhovém pohybu je složka rychlosti, která směřuje ven ze středu kruhu .

V případě, že vektor zastoupení jakéhokoliv pohybu v polárních nebo sférických souřadnicích , radiální rychlost označuje rychlosti složku na rychlosti pohybu po dráze podél paprsku (poloměr) , že body z počátku souřadnic k danému objektu.

Zatímco radiální složka kruhového a axiální složka spirálového pohybu probíhají v přímce, tangenciální složka sleduje kruhovou dráhu a označuje se jako tangenciální rychlost nebo rychlost otáčení . Ta druhá může být také reprezentována jako úhlová rychlost .

Při pozorování pohybujícího se objektu lze radiální rychlost odvodit z frekvenčního posunu nosného signálu použitého pro pozorování ( Dopplerův jev ). Změna frekvence signálu ( sonar , radar ) dosahujícího k objektu se měří poté, co jej objekt odráží. Pokud je známá původní frekvence (např. V observační astronomii ), stačí změřit frekvenci vlny emitované objektem.

Radarová a sonarová technologie

V radarové a sonarové technologii je radiální rychlost mírou Dopplerovy frekvence působící na přenosový signál . Vyhodnocení Dopplerovy frekvence se používá k rozlišení mezi pohybujícími se a stacionárními objekty ( indikace pohyblivého cíle ): vlastnost „pohybující se“ lze rozpoznat, pouze pokud je přítomna radiální rychlost; Pokud se objekt pohybuje pouze tangenciální rychlostí, je rozpoznán pouze jako stacionární objekt .

Výpočet radiální rychlosti ze dvou různých vektorů rychlosti.

Pokud je radar ovládán z pohybující se plošiny, obě rychlosti plynou do radiální rychlosti; oba směry pohybu je třeba zohlednit pomocí kosinusového vztahu . Radiální rychlost se měří přibližně v opačném směru pohybu:

${\ displaystyle v_ {r} = v_ {1} \ cdot \ cos {\ theta _ {1}} + v_ {2} \ cdot \ cos {\ theta _ {2}}}$

kde v ₁ a v _{2 jsou} příslušné rychlosti radaru a odrážejícího objektu, úhly θ ₁ a θ _{2 jsou} úhlové odchylky kurzů od přímé přímé viditelnosti k sobě navzájem. Pokud má plošina a odrážející objekt přibližně stejný směr pohybu, změní se v rovnici alespoň jedno znaménko , protože jeden z úhlů je větší než 90 ° a jeho kosinus je tedy záporný.

astronomie

Analogicky k obecné definici je v astronomii radiální rychlost rychlostní složkou nebeského tělesa ve směru přímé viditelnosti pozorovatele. Světlo z předmětu se značným radiální rychlosti se vztahuje k účinku Doppler:

Objekt ...	... odstěhovat se	… Přístupy
Radiální rychlost	${\ displaystyle v_ {r}> 0}$	${\ displaystyle v_ {r} <0}$
Vlnová délka světla ...${\ displaystyle \ lambda}$	... je zvětšen	... je zmenšen
Posun spektrálních čar	Rudý posuv ${\ displaystyle (z> 0)}$	Modrý posun ${\ displaystyle (z <0)}$
Frekvence světla ...	… Klesá	… Zvyšuje

Radiální rychlost je hvězda nebo jiného zářící, vzdálený předmět může být měřena přesně pomocí záznam s vysokým rozlišením spektrum o to a srovnání jeho spektrální čáry s těmi, známý z laboratorních testů. Z toho určený červený nebo modrý posun lze převést přímo na rychlost. Tímto způsobem je však možné určit pouze složku rychlosti ve směru objektu, nikoli složku kolmou k přímce pohledu (tangenciální rychlost).

Prostorová dynamika hvězdných systémů a galaxií

Měření radiálních rychlostí (zkráceně RG) je mimo jiné. zásadní příspěvek ke studiu dynamiky hvězdokup , ve větším měřítku také galaxií a pro kosmologii . Pokud je známa prostorová poloha nebeských těles ( souřadnice α, δ plus vzdálenost) a dvě složky správného pohybu , RG dává úplný vektor rychlosti .

To umožňuje vytvářet různé modely pohybu v rámci nebeské mechaniky , například pro dvojité a více hvězd, pro hvězdokupy a proudy hvězd , pro rotaci Mléčné dráhy , distribuci temné hmoty nebo slapové síly mezi galaxiemi. Termín rychlost recese se také používá pro relativní pohyb mezi galaxiemi vyplývající z rozpínání vesmíru .

Některé příklady radiálních rychlostí:

• Blízko hvězdy Arctur (α v souhvězdí Bootes ): −5 km / s.
• Klastr divoké kachny M 11, otevřená hvězdokupa : +22 km / s.
• Andromeda Galaxy M 31: −301 km / s, takže se pohybuje směrem k nám.
• Galaxy Messier 66 (30 milionů světelných let): +727 km / s.

První tři zmíněné radiální rychlosti jsou heliocentrické , protože jsou výsledkem spektroskopických měření modrého nebo červeného posunu spektrálních čar příslušného objektu v průběhu roku (k tomu je nutný vhodný průměrný výpočet). U sousední galaxie M 31 a vzdálenějších galaxií je však třeba provést další redukce :
jelikož slunce (a tedy pozorování na Zemi) obíhá kolem galaktického středu vysokou rychlostí , heliocentrická radiální rychlost neodpovídá rychlosti ve kterém se M31 a Mléčná dráha sbíhají k pohybu; tato hodnota je výrazně nižší při -114 km / s.

Spektroskopické dvojhvězdy a exoplanety

V binárních hvězdných systémech způsobuje orbitální pohyb zúčastněných hvězd kontinuální změnu jejich radiálních rychlostí. To znamená, že i u teleskopicky neoddělitelných hvězd lze určit, že existují dva nebo více systémů (→ spektroskopické dvojhvězdy ). Přesnou analýzou radiálních rychlostí lze odhadnout hmotnostní poměry a některé orbitální prvky, jako je excentricita a velká poloosa.

Hledání exoplanet: Pokud má hvězda (neviditelného) společníka, kolísá radiální rychlost v důsledku pohybu kolem společného těžiště: červený posun při pohybu od Země, naopak blueshift.

Stejná metoda byla velmi úspěšně použita k detekci jinak neviditelných planet ( exoplanet ) kolem hvězd. Tyto rotační rychlosti větších astronomických objektů , jako jsou galaxie a galaktických kup může být také stanovena s pomocí různých radiálních rychlostí materiálu, které obsahují.

Individuální důkazy

1. ↑ Chris Kitchin: Exoplanety, Hledání, zkoumání a porozumění mimozemským světům , Springer 2012, s. 71 a násl.

Viz také

• Hubbleův efekt
• Správný pohyb